Résumé
- Rayonnement solaire Le
- mouvement du Soleil depuis la Terre
- Le mouvement apparent du Soleil
- Irradiation solaire Obstacles accidentels
- à la lumière du soleil
- en Belgique
- Construction d’un diagramme solaire
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Plan de l'article
Rayonnement solaire
En tant que source d’Ă©nergie, la lumière du soleil est un facteur climatique que nous sommes intĂ©ressĂ©s Ă exploiter (passivement, Ă travers des ouvertures vitrĂ©es et/ou actif pour produire de l’Ă©nergie), mais qui peut Ă©galement ĂŞtre protĂ©gĂ© pour Ă©viter la surchauffe dans Ă©tĂ©.
Le contrĂ´le de l’Ă©nergie solaire nĂ©cessite donc de connaĂ®tre la position correcte du soleil (hauteur et azimut), ainsi que l’intensitĂ© du rayonnement Ă tout moment.
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L’ Ă©nergie renouvelable, inĂ©puisable Ă l’Ă©chelle humaine
Le soleil est un rĂ©acteur Ă fusion nuclĂ©aire qui fonctionne depuis cinq milliards d’annĂ©es. Grâce Ă un processus de transformation de l’hydrogène en hĂ©lium, il Ă©met d’Ă©normes quantitĂ©s d’Ă©nergie dans l’espace (sa puissance est estimĂ©e Ă 63 500 kW/m²). Ce rayonnement s’Ă©chappe dans toutes les directions et se dĂ©place dans l’espace Ă une vitesse constante de 300 000 km par seconde, connue sous le nom de vitesse de la lumière. Après avoir parcouru une distance d’environ 150 millions de kilomètres, l’irradiation solaire atteint l’extĂ©rieur de l’atmosphère terrestre avec une puissance d’environ 1 367 W/m². C’est ce qu’on appelle une constante solaire. La Terre, une petite boule comparĂ©e au Soleil, intercepte une si petite partie de l’Ă©nergie rayonnant du soleil que les rayons du soleil se sont arrĂŞtĂ©s semblent constituer un faisceau parallèle.
L’ Ă©nergie solaire, l’Ă©nergie la plus abondante sur Terre, est la source du cycle de l’eau, du vent et de la photosynthèse, qui est la source des combustibles fossiles. C’est toute la vie sur Terre qui dĂ©pend de cette source d’Ă©nergie. Heureusement pour l’humanitĂ©, selon les astronomes, le soleil ne devrait pas sortir avant 5 milliards d’annĂ©es.
Une énergie de flux, diffuse et intermittente
Les thĂ©ories actuelles prĂ©sentent le rayonnement solaire comme une Ă©mission de particules. Ce flux de particules, appelĂ© photons, atteint la terre avec diffĂ©rentes longueurs d’onde auxquelles il correspond Ă une Ă©nergie spĂ©cifique dĂ©crite par la relation :
E = hv = h. c/λ
Avec,
- λ : longueur d’onde.
- v : fréquence.
- c : vitesse de la lumière.
La distribution de l’Ă©nergie des diffĂ©rentes longueurs d’onde du rayonnement Ă©lectromagnĂ©tique du Soleil est appelĂ© le spectre solaire.
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Avec sa tempĂ©rature d’Ă©mission de 5 500 °C, le soleil rayonne la majeure partie de son Ă©nergie Ă des frĂ©quences Ă©levĂ©es (courtes longueurs d’onde). La lumière visible reprĂ©sente 46% de l’Ă©nergie totale Ă©mise par le soleil. 49% du rayonnement Ă©nergĂ©tique Ă©mis par le soleil est au-delĂ du rouge visible, dans l’infrarouge. C’est ce rayonnement que nous ressentons comme une onde de chaleur. Le reste du rayonnement solaire, ultraviolet, reprĂ©sente tous les rayonnements de moins de longueur d’onde que celui de l’extrĂ©mitĂ© violette du spectre visible.
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Au moins 35% des rayonnements solaires interceptĂ©s par la Terre et son atmosphère se reflètent vers l’espace. Une partie du rayonnement atteignant la Terre a Ă©tĂ© dispersĂ©e dans toutes les directions pendant le passage de l’atmosphère, trouvant des molĂ©cules d’air, des aĂ©rosols et des particules de poussière (c’est ce rayonnement diffus, appartenant en particulier Ă la frange bleue du spectre visible qui est responsable de la couleur bleue du ciel clair ). D’autre part, la vapeur d’eau, le dioxyde de carbone et l’ozone de l’atmosphère absorbent 10 Ă 15% du rayonnement solaire. Le reste du rayonnement frappe directement Ă la surface.
Outre la composition de l’atmosphère, le facteur le plus important pour Ă©valuer la quantitĂ© de rayonnement solaire atteignant la surface de la Terre est l’Ă©paisseur de l’atmosphère Ă travers laquelle le rayonnement doit passer.
Non Au milieu de la journĂ©e, le Soleil est au-dessus de nos tĂŞtes, et ses rayons doivent traverser une plus petite Ă©paisseur d’air avant d’atteindre la Terre. Mais au dĂ©but et Ă la fin de la journĂ©e, le Soleil est bas Ă l’horizon ; le passage de l’atmosphère est alors plus long. L’atmosphère absorbe et diffuse plus de particules lumineuses parce qu’elle est plus Ă©paisse et plus dense. Ainsi, au coucher du soleil, les rayons sont suffisamment affaiblis pour permettre Ă l’Ĺ“il humain de fixer le soleil sans trop d’Ă©blouissement. D’autre part, lorsque l’altitude monte, la couche d’atmosphère Ă traverser est rĂ©duite : dans les rĂ©gions montagneuses, l’intensitĂ© du rayonnement augmente sensiblement.
L’ Ă©paisseur de l’atmosphère traversĂ©e influence ainsi le spectre lumineux reçu. Les normes internationales dĂ©finissent diffĂ©rents types de spectre : AM1 (pour la masse d’air 1, lorsque le rayonnement passe Ă travers une Ă©paisseur de l’atmosphère), AM0 (spectre sur la surface extĂ©rieure de l’atmosphère), AM1.5 (spectre utilisĂ© pour des essais normalisĂ©s de panneaux solaires correspondant au passage d’une atmosphère et demie).
Le rayonnement solaire reçu sur une surface varie donc au fil du temps, en fonction de la position du Soleil et de la couverture nuageuse. L’Ă©nergie solaire maximale Ă la surface de la Terre est d’environ 1000 W/m² pour une zone perpendiculaire aux rayons.
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L’ Ă©nergie solaire Ă diffĂ©rents cieux.
Le mouvement Terre-Soleil
La course terrestre autour du Soleil dĂ©crit une ellipse lĂ©gèrement aplatie. Dans cette ronde annuelle autour du Soleil, la Terre fait un tour complet d’elle-mĂŞme en 24 heures autour de l’axe des pĂ´les. Cet axe nord-sud a un angle de 23°27′ avec une direction perpendiculaire au plan de l’orbite terrestre autour du Soleil.
Cette pente est constante tout au long de la course autour du Soleil et est responsable de Ainsi, pendant nos mois d’hiver, dans l’hĂ©misphère nord, la durĂ©e de l’insolation est relativement courte et le soleil ne se lève pas trop haut dans le ciel, tandis que l’Ă©tĂ© règne sur l’hĂ©misphère sud. Pendant nos mois d’Ă©tĂ©, la situation est inversĂ©e, l’hĂ©misphère nord fait face au Soleil. Les jours sont plus longs que les nuits dans l’hĂ©misphère nord, et le rayonnement incident approche la verticale.
Dans les Ă©quinoxes de printemps et d’automne (21 mars, 21 septembre), Ă midi, le rayonnement est perpendiculaire Ă l’Ă©quateur (latitude 0°) et dans le monde entier, jours et nuits ont la mĂŞme durĂ©e. C’est Ă ce moment que la hauteur du Soleil Ă midi est la plus facile Ă calculer. En fait, sa hauteur est Ă©gale Ă l’angle complĂ©mentaire de latitude.
H = 90° — L
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Sur le solstice d’Ă©tĂ© (21 juin), la terre est inclinĂ©e vers les rayons du soleil, et Ă midi ils sont perpendiculaire au tropique du cancer (23°27′ de latitude nord). Le Soleil ne se couche jamais dans les zones du globe dans le cercle arctique (23°27′ au-dessous du pĂ´le Nord). Une personne vivant Ă la latitude de 66°33′ N. (90°-23°27′) doit surveiller jusqu’Ă minuit pour voir le Soleil errer dans le nord, descendre pour toucher l’horizon et recommencer Ă remonter vers le secteur est du ciel. La hauteur du Soleil Ă midi (solaire) est 23°27′ plus Ă©levĂ©e que celle de l’Ă©quinoxe.
H = 90° — L 23°27
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Sur le solstice d’hiver (22 dĂ©cembre), l’angle d’inclinaison est inversĂ© et le tropique du Capricorne (23°27′ de latitude S) prĂ©sente un rayonnement perpendiculaire. La hauteur du soleil Ă midi est 23°27′ plus basse que celle de l’Ă©quinoxe.
H = 90° — L — 23°27′
Le mouvement apparent du Soleil
Comprendre et utiliser pleinement l’influence du Soleil dans le choix et le traitement d’un site, il est clair qu’il faut connaĂ®tre Ă tout moment la position du Soleil dans le ciel. Cette information est essentielle pour le calcul des entrĂ©es solaires, pour le choix de l’exposition d’un bâtiment, l’installation de systèmes solaires actifs (thermiques ou photovoltaĂŻques), la disposition des parties extĂ©rieures adjacentes, l’Ă©clairage naturel des pièces intĂ©rieures, l’emplacement des fenĂŞtres, la protection solaire et vĂ©gĂ©tation, etc.
Ă€ un certain point, la hauteur et l’azimut du Soleil dĂ©terminent la position du Soleil dans le ciel. Ainsi, la direction du rayonnement solaire est connue et peut ĂŞtre calculĂ©e Surfaces ensoleillĂ©es du bâtiment. Ces calculs prendront en compte les effets de l’ombrage dĂ» au relief, Ă la structure construite, Ă la vĂ©gĂ©tation ou au bâtiment lui-mĂŞme.
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En un seul endroit,
- La hauteur «Â
 » du Soleil est l’angle que la direction du Soleil fait par rapport au plan horizontal. Compte de 0° Ă 90° de horizon vers la voĂ»te cĂ©leste.
- L’ azimut «Â
 » du Soleil est l’angle créé entre le plan vertical passant par le Soleil et le lieu considĂ©rĂ©, et le plan vertical N-S. Cet angle est de 0° vers le sud et est conventionnellement positif Ă l’ouest et nĂ©gatif Ă l’est.
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Pour plus de clarté, le trait solaire est généralement représenté par un diagramme en coordonnées rectangulaires.
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Diagramme solaire cylindrique pour Uccle en temps universel.
En savoir plus sur la construction d’un diagramme solaire : LINKS (dernier point).
En regardant plus prĂ©cisĂ©ment la valeur de l’azimut Ă diffĂ©rents moments de l’annĂ©e, nous constatons que l’expression « le soleil se lève Ă l’est et se couche Ă l’ouest » n’est pas exacte. En effet, en dĂ©cembre, elle monte vers le sud-est pour se tenir au sud-ouest, tandis qu’en juin elle s’Ă©lève pratiquement Ă la nord-est pour rester au nord-ouest. Cela donne un maximum de 7 heures de soleil en dĂ©cembre et plus de 16 heures en juin : ce sont les deux pĂ©riodes solstices de l’annĂ©e. Ce n’est qu’aux Ă©quinoxes de printemps et d’automne que la durĂ©e de la journĂ©e est Ă©gale Ă celle de la nuit.
Quant Ă la hauteur du Soleil, il a atteint un sommet de 62° le 21 juin Ă 12 fois (temps universel), tandis que le 21 dĂ©cembre un 12 huniv. Il n’atteint que 16°.
Les graphiques et tableaux suivants donnent Ă Uccle la hauteur et l’azimut du Soleil, selon le temps universel, pour les mois de mars, juin, septembre et dĂ©cembre.
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MĂ©tĂ©o | Dim : degrĂ© de hauteur | Dim : degrĂ© d’azimut |
---|---|---|
7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 |
8.7 17.5 25.3 31,6 35,5 36,7 34,7 30,1 23.4 15.2 |
— 75,1 — 62,7 — 48,9 — 33,4 — 16,0 2.5 20,8 37,7 52,8 66,1 78.3 |
Tempo | Sol : Grau de altura | Sol : Grau de azimute |
---|---|---|
4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 | 3.1 11.4 20.4 29.9 39,3 48,3 56,0 61,2 62,3 58,7 51,8 43.2 33,9 24.4 15.2 6,5 | — 124,0 — 112,9 — 102,1 — 90,9 — 78,7 — 64,1 — 45,5 — 20,7 8.6 35,8 56,9 72,9 85,9 97,4 108,3 119,2 |
Tempo | Sol : Grau de altura | Dim : degrĂ© d’azimut |
---|---|---|
6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 | 6.0 15.4 24.3 32,1 38.3 41,9 42,3 39,6 34,0 26.6 17.9 | — 87,9 — 76,0 — 63,2 — 48,7 — 31,9 — 12,9 7.4 26.9 44,3 59,4 72,6 84,7 |
MĂ©tĂ©o | Dim : degrĂ© de hauteur | Dim : degrĂ© d’azimut |
---|---|---|
8 9 10 11 12 13 14 | 1,9 8.3 12.9 15,5 15,8 13.8 9.6 | — 48,3 — 36,1 — 22,9 — 8,9 5.4 19.5 32,9 45,4 |
Incident d’irradiation solaire
L’ angle que les rayons du soleil font Ă une surface dĂ©termine la densitĂ© d’Ă©nergie reçue par la surface. Une fois que le rayonnement solaire arrive sur Terre un faisceau parallèle, une surface perpendiculaire Ă ces rayons intercepte la densitĂ© d’Ă©nergie maximale. Et si nous inclinons la surface de cette position perpendiculaire, son Ă©clairage diminue.
La meilleure façon de reprĂ©senter ce phĂ©nomène est peut-ĂŞtre de dĂ©couvrir les rayons parallèles du Soleil par une poignĂ©e de crayons tenus en main sur une feuille de papier, pointes en bas. Les marques faites par les pics reprĂ©sentent des grains d’Ă©nergie. Lorsque les crayons sont perpendiculaires Ă la feuille, les pointes sont serrĂ©es au maximum : la densitĂ© d’Ă©nergie par unitĂ© de surface est la plus grande. Lorsque nous inclinons tous ces crayons parallèles ensemble, les pointes dĂ©vient et couvrent des surfaces de plus en plus allongĂ©es : la densitĂ© d’Ă©nergie diminue avec la propagation des traits.
Cependant, une surface qui dĂ©vie de 25% de cette position perpendiculaire au Soleil intercepte mĂŞme plus de 90% du rayonnement direct maximal. L’angle que les rayons du soleil faire avec la surface normale (angle d’incidence) dĂ©terminera le pourcentage de lumière directe interceptĂ©e par la surface. Le tableau ci-dessous montre les pourcentages de lumière interceptĂ©e par une surface pour diffĂ©rents angles d’incidence.
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En rĂ©alitĂ©, le rayonnement total reçu sur une surface, appelĂ© irradiation solaire fortuite (ou Ă©clairage d’Ă©nergie globale), est dĂ©fini par la somme de trois composantes :
- Irradiation directe, venant directement du soleil. Ce composant est annulé si le Soleil est masqué par des nuages ou par un obstacle.
- Irradiation diffuse, correspondant au rayonnement reçu de la voĂ»te cĂ©leste, Ă l’exclusion du rayonnement direct. Cette Ă©nergie diffusĂ©e par l’atmosphère et dirigĂ©e vers la surface de la Terre, peut atteindre 50% du rayonnement global reçu, lorsque le Soleil est bas Ă l’horizon, et 100% vers un ciel entièrement nuageux.
- Irradiation rĂ©flĂ©chi, correspondant au rayonnement rĂ©flĂ©chi par l’environnement extĂ©rieur, en particulier le sol, dont le coefficient de rĂ©flexion est appelĂ© « albĂ©do ».
En particulier, l’irradiation hĂ©misphĂ©rique est Ă©galement dĂ©finie comme l’irradiation gĂ©nĂ©rale reçue sur une surface horizontale (la composante rĂ©flĂ©chie du sol est nulle dans ce cas). L’Ă©clairage global de la puissance est mesurĂ© par un solarimètre en fonction de la pente et de l’orientation souhaitĂ©es. L’Ă©clairage de puissance diffuse par lui-mĂŞme est mesurĂ© par un solarimètre de bande d’ombre : c’est le mĂŞme instrument Ă©quipĂ© d’un ruban semi-circulaire qui, ajustĂ© pĂ©riodiquement, masque la lumière directe du soleil de l’appareil de mesure.
La quantitĂ© d’Ă©nergie reçue dĂ©pendra de cette puissance, mais aussi de la durĂ©e de la lumière du soleil.
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Irradiation solaire annuelle et ressources Ă©nergĂ©tiques connues par rapport Ă la consommation annuelle de l’Ă©nergie mondiale.
Et cette Ă©nergie reçue est Ă©norme ! MĂŞme si toute l’Ă©nergie solaire reçue sur Terre n’est pas exploitable, on estime que la part qui pourrait ĂŞtre reçue est trois fois supĂ©rieure Ă l’Ă©nergie consommĂ©e Ă l’Ă©chelle mondiale. Cette Ă©nergie, qui semble inĂ©puisable Ă l’Ă©chelle humaine, est totalement respectueuse de l’environnement : son utilisation ne produit pas de dĂ©chets ni d’Ă©missions polluantes. Un vrai dĂ©fi pour l’avenir !
Barrières au soleil
Les masques solaires peuvent être causés par le relief, la végétation existante, les bâtiments voisins ou par des dispositifs architecturaux attachés au bâtiment lui-même. |
Les bâtiments sont des Ă©crans fixes pour votre quartier. Son rĂ´le peut ĂŞtre positif si nous recherchons une protection contre le soleil : c’est le cas dans les villes mĂ©diterranĂ©ennes traditionnelles, oĂą les ruelles Ă©troites et la hauteur des bâtiments rĂ©duisent rayonnement significativement direct et fournir une ombre bienvenue.
D’un autre cĂ´tĂ©, ce rĂ´le peut ĂŞtre nĂ©gatif si les bâtiments voisins cachent le soleil tandis que l’on veut bĂ©nĂ©ficier de contributions solaires. En fait, dans notre climat, pendant les mois d’hiver, environ 90% des apports solaires se produisent entre 9h et 15h solaire. Tous les masques environnementaux (grands bâtiments ou arbres, qui interceptent le Soleil pendant ces heures) entraveront grandement l’utilisation des gains solaires.
Dans le cas d’un projet solaire passif, il sera donc important de mesurer l’impact de cet effet de masquage. Pour ce faire, les courbes de la course solaire annuelle et la silhouette des bâtiments voisins seront reprĂ©sentĂ©es sur un diagramme cylindrique ou stĂ©rĂ©ographique (figure ci-dessus). Cela permettra d’identifier facilement les pĂ©riodes oĂą la lumière solaire est disponible et les facteurs de rĂ©duction des gains solaires peuvent ĂŞtre calculĂ©s.
L’ utilisation de matĂ©riaux rĂ©flĂ©chissants (verre) peut Ă©galement influencer l’exposition rĂ©elle d’un bâtiment. Ainsi, un bâtiment orientĂ© vers le nord et avec un grand vitrage clair pour profiter de la lumière naturelle peut ĂŞtre trouvĂ© dans une position sud si un bâtiment est construit en face avec un vitrage rĂ©flĂ©chissant, prĂ©cisĂ©ment pour se protĂ©ger de la lumière du soleil. De toute Ă©vidence, les conditions de confort dans le premier bâtiment sont profondĂ©ment modifiĂ©es par la construction du second bâtiment.
Soleil en Belgique
Sous notre climat, le Soleil nous apporte chaque annĂ©e environ 1.000 kWh/m² dans le sol, l’Ă©quivalent Ă©nergĂ©tique de 100 litres de fioul par m² !
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La quantitĂ© d’Ă©nergie solaire reçue en un seul endroit est rĂ©partie inĂ©galement au fil des saisons. Il varie en fonction du jour et de l’heure considĂ©rĂ©s et est influencĂ© par les conditions mĂ©tĂ©orologiques et par les niveaux de pollution atmosphĂ©rique. Il est gĂ©nĂ©ralement considĂ©rĂ© que 250 kWh sont reçus du 15 octobre au 15 avril et 750 kWh du 15 avril au 15 octobre.
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Selon les conditions climatiques, le rayonnement nous atteindra en fonction de ses composants diffus et directs dans une proportion plus ou moins grande.
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N.B. : Le rayonnement solaire global est considéré ici sur une surface horizontale (sur laquelle la composante réfléchie du rayonnement est nulle).
Dans la pratique, les conditions climatiques peuvent ĂŞtre caractĂ©risĂ©es par une insolation directe relative : c’est la relation entre l’insolation effective (S) et l’insolation maximale thĂ©orique (So). Cela dĂ©termine les types de ciel :
- Un ciel est considĂ©rĂ© comme serein lorsque l’insolation directe relative est comprise entre 80 et 100%,
- un ciel est considĂ©rĂ© comme moyen lorsque l’insolation directe relative S/So est entre 20 et 80 %,
- un ciel est considéré comme nuageux lorsque le coup de soleil direct relatif S/So est compris entre 0 et 20%.
Ciel | Mois de l’annĂ©e | |||||||||||
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J | F | M | A | M | J | J | A | S | À propos | N | D | |
Couvert | 65 | 54 | 45 | 40 | 30 | 28 | 32 | 29 | 29 | 43 | 61 | 70 |
Moyen | 23 | 33 | 39 | 44 | 47 | 53 | 52 | 55 | 47 | 37 | 28 | 20 |
12 | 13 | 16 | 16 | 13 | 19 | 16 | 16 | 24 | 20 | ! | ! 11 ! |
Et le tableau suivant donne pour Uccle, les moyennes journalières mensuelles de l’insolation directe relativo.
Par exemple, uma insolação direta relative de 34% en mars Ă Uccle indique qu’en moyenne seulement 34% du temps est ensoleillĂ© entre le lever et le coucher du soleil.
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Énergie quotidienne moyenne reçue sur une surface horizontale.
Chaque annĂ©e, il est d’environ 60% de l’Ă©nergie solaire qui nous atteindra sous forme de rayonnement diffus, et 40% sous forme de rayonnement direct.
Mondial | Direct | Diffus | |
---|---|---|---|
Normal | 980 | 40 | 60 |
2002 | 990 | 44 | 56 |
2003 | 1 151 | 52 | 48 |
2004 | 1.034 | 44 | 56 |
2005 | 1 056 | 47 | 53 |
2006 | 1.040 | 47 | 53 |
2007 | 998 | 45 | 55 |
Rayonnement reçu annuel sur une surface de 1m² au soleil. Source de résonance magnétique.
> En Belgique, en raison de la prĂ©sence frĂ©quente de nuages, plus de la moitiĂ© de l’Ă©nergie solaire provient de nous de façon diffusĂ©e !
Éclairage électrique disponible
Les tableaux suivants fournissent un éclairage solaire direct et mondial pour un ciel serein à Uccle les 15 mars, juin, septembre et décembre.
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Par exemple, l’Ă©clairage direct et mondial de l’Ă©nergie solaire pour un ciel serein Ă Uccle sont,
- le 15 mars, à 10huniv. (11hoff) 291 W/m² et 424 W/m² pour une surface horizontale,
- le 15 juin à 13huniv. (15hoff) de 124 W/m² et 323 W/m² pour une zone verticale ouest,
- 15 septembre à 13huniv. (15hoff) de 467 W/m² et 687 W/m² pour une surface verticale sud.
Dans les cas oĂą la surface rĂ©ceptrice est verticale, l’Ă©clairage Ă©nergĂ©tique sera maximal sur une surface sud en hiver, tandis qu’il sera maximal sur une surface est ou ouest en Ă©tĂ©. Cependant, la surface verticale n’est jamais la surface la plus favorable pour capturer l’Ă©nergie solaire.
Afin de tenir compte des conditions mĂ©tĂ©orologiques, les tableaux ci-dessous montrent l’Ă©clairage global de l’Ă©nergie solaire pour le ciel moyen et nuageux, Ă Uccle (Bruxelles), les 15 mars, juin, septembre et dĂ©cembre, avec une surface horizontale et une surface verticale orientĂ©e sud, nord, est et ouest.
Par exemple, l’Ă©clairage mondial de l’Ă©nergie solaire Ă un ciel moyen et nuageux Ă Uccle est,
- le 15 mars à 9huniv. (10hoff) 197 W/m² et 89 W/m² pour une surface horizontale,
- 15 Juin à 9huniv. (11hoff) de 419 W/m² et 130 W/m² pour une surface verticale est.
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Ciel moyen.
Ciel nuageux.
Par rapport au ciel serein, la rĂ©duction de l’Ă©clairage Ă©nergĂ©tique global sur une surface horizontale est d’environ 30% par ciel moyen et de 70% pour le ciel nuageux. Cette diffĂ©rence est marquĂ©e lorsque la surface rĂ©ceptrice tend Ă ĂŞtre perpendiculaire au rayonnement solaire.
Variation gĂ©ographique de l’exposition Ă l’Ă©nergie
Le tableau ci-dessous montre les expositions moyennes mensuelles et annuelles Ă l’Ă©nergie en Wh/m² pour les stations sĂ©lectionnĂ©es.
Wh/m2 | MIDDELKERKE | UCCLE | CHIEVRES | FLORENNES | Spa | SAINT-HUBERT | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Janvier | 23,324,1 | 19 934,9 | 18.946 | 21,429,49 | 20 193.282 | 21.701,74 | 22 207,33 |
Février | 38,408,6 | 35 366,7 | 34.13,7 | 37 347,43 | 36 886,284 | 39 867,08 | 42.403 39 |
Marte | 82 762,2 | 70 736,2 | 70 311,2 | 73 494,77 | 74 980 998 | 75 783,84 | 77 881,23 |
Avril | 120 012 | 106 964 | 104 289 | 110 814,4 | 108 247,55 | 111 258,9 | 112.953,5 |
Mai | 155 199 | 142 253 | 133 433 | 142 964,2 | 139 408,37 | 144 247,7 | 147 089,5 |
Juin | 161 996 | 148 892 | 139.511 | 149 189,7 | 149 189,71 | 152 095,5 | 154 251,2 |
Juillet | 156.251 | 140.136 | 131 869 | 141 958,6 | 144 339,32 | 144 247,7 | 148 684,1 |
Aout | 133 588 | 120 135 | 113.045 | 122 898,7 | 120 976,34 | 127 024,1 | 124.579.4 |
Set. | 97.249,4 | 89 548,8 | 85 518 | 89 726,62 | 90.176.658 | 93 757,5 | 95.727,1 |
Outubro | 60,666 | 54 359,9 | 54.087.7 | 57 785,18 | 58 599 132 | 61 316,02 | 59 199,18 |
Ă€ propos de Nov. | 288 288,4 | 24 577 | 24.771.4 | 2 132,73 | 26 249 322 | 27 085,5 | 25,560 38 |
Déc. | 18 576,5 | 15,690,1 | 15 940,2 | 18 120,89 | 16 820,78 | 17 654 ,19 | 18 279,24 |
ANNEE | 1 076 322 | 968 591 | 925.849 | 9992 862,8 | 986,067,77 | 1 016 040 | 1 028 816 |
La Belgique se caractĂ©rise par des variations gĂ©ographiques relativement faibles, infĂ©rieures à ± 5% pour l’ensemble du pays, Ă l’exception de la rĂ©gion cĂ´tière et du pays Gaumáis, avec un Ă©cart annuel de 10% par rapport Ă Uccle et mĂŞme dĂ©passĂ© ( 18% au Luxembourg).
D’après le tableau prĂ©cĂ©dent, les Ă©carts d’Uccle sont les suivants selon la saison : hiver (H) ; printemps (P) ; Ă©tĂ© (E) ; automne (A) et pĂ©riode de vĂ©gĂ©tation (V) couvrant mai, juin et juillet.
H | P | E | UM | V | ||
---|---|---|---|---|---|---|
Middelkerke | 13% | 12% | 10% | 10% | 9% | 11% |
Chièvres | — 3% | — 4% | — 6% | — 2% | — 6% | — 4% |
Kleine-Brogel | 9% | 2% | 1% | 3% | 1% | 2% |
Florennes | 4% | 1% | 1% | 4% | 0% | 2% |
Spa | 12% | 4% | 3% | 8% | 2% | 5% |
Saint Hubert | 17% | 6% | 4% | 7% | 4% | 6% |
L’ Institut Royal de MĂ©tĂ©oorologie de Belgique a Ă©tabli une distribution du rayonnement solaire basĂ©e sur la distribution de l’insolation effective selon les zones climatiques de la Belgique, sachant que les variations de ce rayonnement par rapport Ă Uccle sont approximativement les suivantes :
CĂ´te | 10% |
Polders et Waes | de 5% à 2% en fonction de la distance de la zone côtière. |
Kempine et Flandre | 2% |
Hesbaye | — 2% |
Terre de Herve | — 5% |
Gileppe — Warche | — 7% |
Plateau Ardennes | 2Â % Ă 5% |
Pays Gaumáis | 5% |
Grand-Duché de Luxembourg | 10% |
La carte ci-dessous a été déduite de lui.
L’ influence de l’orientation et de l’inclinaison
Il est clair, bien sĂ»r, que la quantitĂ© d’Ă©nergie reçue sur une surface dĂ©pendra de son orientation et de son inclinaison.
Le graphique ci-dessous montre cette influence dans notre pays (l’azimut se lit sur la circonfĂ©rence et la hauteur du Soleil dans les cercles intĂ©rieurs) :
****40
Une surface inclinĂ©e Ă 38° vers le sud recevra une Ă©nergie solaire maximale. Une surface verticale Ă l’est recevra seulement 50% de cette Ă©nergie maximale.
Construction d’un diagramme solaire
La voĂ»te cĂ©leste est la partie visible du ciel dans toutes les directions au-dessus de l’horizon. La grille du diagramme solaire reprĂ©sente les angles horizontaux et verticaux des points de la voĂ»te cĂ©leste. Tout se passe comme si l’observateur avait vu l’azimut et la hauteur du Soleil dans un hĂ©misphère transparent au-dessus de lui et comme si alors Ă©tirĂ© cette partie de la sphère dans un cylindre vertical.
**41**42
Lorsque nous connaissons l’azimut et la hauteur solaire, nous n’avons aucun problème Ă positionner la position du soleil dans le ciel.
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En rejoignant les différents endroits, du Soleil à divers moments de la journée, nous obtenons le chemin de la course du Soleil.
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Ainsi, il est possible de suivre la course au soleil pour n’importe quel jour de l’annĂ©e. Les trajectoires indiquĂ©es dans les cartes solaires correspondent au vingtième jour de chaque mois (certains diagrammes donnent pour les 5, 15 et/ou 25 jours de chaque mois). La journĂ©e solaire est la plus longue dans le solstice d’Ă©tĂ©, lorsque le Soleil atteint sa plus haute hauteur et balaie la zone azimutale plus large des deux cĂ´tĂ©s du sud. A proximitĂ© du solstice d’hiver, au contraire, le Soleil est beaucoup plus petit dans le ciel : il reste visible plus longtemps et balaie le secteur azimutal le plus faible.
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Enfin, si nous connectons les points correspondant aux mĂŞmes heures dans les diffĂ©rentes courbes par rapport Ă la mĂŞme latitude (et Ă diffĂ©rents moments de l’Enna, nous obtenons pour chaque heure de la journĂ©e un une certaine ligne pointillĂ©e.
De mĂŞme, nous pouvons facilement reprĂ©senter les masques solaires. Il suffira de dĂ©tecter l’azimut et la hauteur de chacun des obstacles et de les reporter sur le diagramme.